Entender cómo se forman y evolucionan las galaxias es uno de los problemas más complejos a los que se enfrenta la comunidad científica. Es, además, un problema que inmiscuye por igual a la astrofísica y a la cosmología. La primera porque, evidentemente, la evolución de la galaxias estará condicionada por la evolución de las estrellas y el gas que la conforman, campo de estudio de la astrofísica. La segunda porque en la evolución de las galaxias también influye el entorno y las galaxias circundantes, escalas ya tan enormes que entran dentro del ámbito de la cosmología. Vamos a intentar desgranar un poco cómo se han ido formando las distintas estructuras de La Vía Láctea y podremos aplicar estas ideas al resto de galaxias con forma de disco, ya sean espirales o no.
Hasta 2006, bastante reciente, se pensaba que cada galaxia era un sistema aislado e independiente del resto. Este paradigma se llamaba Universos Isla. Sin embargo, en un artículo del mismo año de los autores Springel, Frenk & White, se demuestra que esto no es así y se pasa a un nuevo escenario en el que las galaxias interactúan, no sólo colisionando unas con otras, sino intercambiando material mediante ‘halos’ o ‘caminos gravitatorios’ entre ellas.
Por lo tanto, para entender cómo se forma y evoluciona la Vía Láctea es importante tener en cuenta los efectos de posibles galaxias cercanas, así como la dinámica y la evolución química propias de las estrellas y el gas que contiene. Para poder seguir, necesitamos hablar de metalicidad. Es una medida de la cantidad de elementos diferentes al hidrógeno presentes en una estrella, una nube de gas o simplemente el medio entre estrellas y entre galaxias. Dado que estos elementos se forman en las estrellas, cuantas más estrellas se han formado y luego muerto en un lugar, más rico en metales será el medio. Es decir, la metalicidad se relaciona con la edad de un entorno.
La metalicidad da cuenta de la cantidad de elementos diferentes al hidrógeno que hay en un medio, y por tanto es un marcador de edad
Una vez dicho esto, empezaremos por el principio: el Big Bang.
En el proceso de Recalentamiento o Nuevo Big Bang aparecen las primeras partículas con masa. Lo que ocurre es que hay zonas donde aparecen más partículas que en otras: hay zonas de mayor densidad. Para saber más sobre esto te recomendamos nuestro artículo:
Si la densidad en estos puntos es más alta, el espaciotiempo se curva más, dando lugar a un pozo. Es ahora donde entra en juego la materia oscura, cayendo a estos pequeños pozos y haciéndolos más y más grandes. La materia ordinaria empieza a caer también en ellos y, poco a poco, el pozo se llena de gas que se comprime y se calienta dando lugar a las primeras estrellas.
Las primeras estrellas se forman a partir de nubes sin metales (no había habido estrellas que los fabricasen aún), lo que favorece que fueran estrellas enormemente grandes, que mueren de forma violenta y fabrican muchos elementos químicos diferentes que empiezan a ‘ensuciar’ el medio. Conforme avanzan las diferentes generaciones o poblaciones de estrellas, el gas a partir del cual se forman está más metalizado por los restos que dejaron sus predecesoras, y cada vez las estrellas serán más pequeñas.
La idea es que de cada pozo de formación de estrellas nace una galaxia pequeña o mini-halo. Al morir estas primeras estrellas enormes, dejan tras de sí agujeros negros que aumentan el pozo gravitacional, lo que hace que los mini-halos que están próximos se atraigan y comiencen a fusionarse. Es de la fusión de unos con otros de donde surgen las grandes galaxias.
Al fusionarse los mini-halos comienzan a girar. Las galaxias muy masivas en giro adquieren, por cuestiones de conservación del momento angular, una forma de disco. La estructura resultante se compone de un halo, un disco grueso, un disco fino y un bulbo. Veamos cómo se forman cada una de estas estructuras.
La observación de las numerosas colas de marea dejadas por la galaxia de Sagitario, la corriente debida a las Nubes de Magallanes y otras estructuras encontradas en nuestra galaxia confirman que hoy en día sigue cayendo material de estas y otras galaxias satélites a la Vía Láctea. Esto nos hace pensar que parte del halo se forma a partir de este nuevo material que nos viene de fuera. Orbitando a nuestra galaxia se encuentran unas 45-60 galaxias enanas esferoidales y podemos suponer que han sido muchas más en el pasado. Lo que ha ocurrido es que estas galaxias han ido donando material y finalmente cayendo por completo en la Vía Láctea, colisionando entre sí y conformando el halo. Esto es lo que nos dicen las simulaciones.
Sin embargo, queda una cuestión: las estrellas de estas galaxias enanas satélites son estrellas con metalicidad baja, es decir, estrellas de las primeras generaciones y por tanto muy viejas. Sin embargo, lo observado es que el halo tiene una metalicidad más alta. ¿Como puede ser que el halo tenga más metales que las galaxias enanas satélites que lo han conformado? Bueno, es que en las galaxias enanas, al ser poco densas, la formación estelar ha sido lenta, y las que observamos hoy en día están es estadios evolutivos más tempranos: han habido menos generaciones de estrellas en ellas. Las que cayeron y conformaron el halo han visto acelerada su evolución estelar al entrar a formar parte de La Vía Láctea.
El halo se forma mediante la agregación y colisión de galaxias enanas esferoidales satélites
En el disco fino es donde se concentra la mayor cantidad de gas y es donde, generación tras generación, se han ido fabricando estrellas que al morir han dejado una metalicidad del medio más alta de la que se encontró. En teoría, estos nuevos metales se mezclan bien con el gas que hubiere y se queda una mezcla homogénea. Sin embargo, se ve que la metalicidad no es igual en todo el disco. Es más, se observa que hay estrellas cuya metalicidad no coincide con la de su entorno. ¿Cómo se explica esto?
Lógicamente, la metalicidad es más alta donde se forman más estrellas, y se forman más estrellas en los lugares de densidad más alta. Por tanto, en el centro de la galaxia, que es el lugar más denso, la metalicidad es más alta. Y desde ahí, la metalicidad disminuye conforme nos alejamos radialmente del centro. Además, los brazos espirales empujan a las estrellas hacia afuera del disco, lo que explica que tengamos estrellas de metalicidad más alta que el medio que las rodea, ya que se forman más cerca del centro y luego se ven desplazadas hacia fuera.
El disco fino es más denso en el centro y su densidad disminuye conforme te alejas del centro. Los brazos espirales desplazan las estrellas hacia fuera, alejándolas del lugar de donde nacen
La formación del disco grueso es un poco más compleja. En primer lugar, el gas que proviene de otras galaxias entra en el halo, formándolo. Este gas luego cae al disco fino, circulando y promocionando la formación de estrellas. En un momento dado ocurre la interacción con una galaxia satélite, lo que ‘calienta’ el medio y provoca una intensa formación estelar en el disco fino. Nacen muchas estrellas. De la muerte de estas estrellas se expele gas que forma el disco grueso.
El disco grueso se forma a partir de las estrellas resultantes en brotes de formación estelar en el disco fino
El caso del bulbo tiene una explicación mucho más sencilla. El centro de nuestra galaxia el punto de mayor densidad, por lo que es donde se forman más estrellas. Debido a esto, su metalicidad es muy alta, así como su brillo. En el caso de las galaxias barradas, la barra es una mediadora que introduce gas desde las afueras del disco al bulbo, alimentando esta formación de estrellas.
El bulbo se alimenta de gas mediante la barra y se forma a partir de una intensa formación estelar
Cómo seguirá evolucionando la forma y estructura de la Vía Láctea es también un enigma en resolución, del cual hablaremos otro día.
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